Tại Sao Lỗ Đen Có Thể Biến Dạng Không-Thời Gian?

Lỗ Đen Là Một Trong Những Hiện Tượng Hấp Dẫn Nhất Trong Vũ Trụ, Tuy Nhiên Hiểu Biết Của Con Người Về Lỗ Đen Vẫn Còn Nhiều Khía Cạnh Chưa Thể Giải Thích Rõ Ràng.

Trong Thời Kỳ Từ Năm 1907 Đến 1911, Einstein Tiến Hành Nghiên Cứu Về Thuyết Tương Đối Rộng (Hệ Quy Chiếu Phi Quán Tính). Ông Xuất Bản Bài Báo Có Tên 'Về Ảnh Hưởng Của Trọng Lực Đối Với Sự Truyền Ánh Sáng' Vào Năm 1911. Dự Đoán Rằng Thời Gian Là Tương Đối, Và Đối Với Người Quan Sát Liên Quan Đến Trường Hấp Dẫn Của Nó.

Ông Cũng Đề Xuất Lý Thuyết Tương Đương Rằng Khối Lượng Hấp Dẫn Tương Đương Với Khối Lượng Quán Tính. Einstein Cũng Dự Đoán Sự Giãn Nở Thời Gian Do Lực Hấp Dẫn.

Trọng Lực Gây Ra Sự Biến Dạng Không-Thời Gian. Hai Sự Kiện Ở Các Vùng Khác Nhau Sẽ Có Thời Gian Khác Nhau. Tỷ Lệ Biến Dạng Càng Lớn Thì Thời Gian Trôi Qua Càng Chậm.

Một Kết Quả Quan Trọng Khác Của Lý Thuyết Của Ông Là Dự Đoán Về Sự Tồn Tại Của Lỗ Đen Và Sự Giãn Nở Của Vũ Trụ.

Năm 1915, Vài Tháng Sau Khi Einstein Công Bố Thuyết Tương Đối Rộng, Nhà Vật Lý Và Thiên Văn Học Người Đức Karl Schwarzschild Đã Đưa Ra Lời Giải Cho Các Phương Trình Trường Của Einstein. Hiện Được Gọi Là Bán Kính Schwarzschild, Nó Mô Tả Vận Tốc Thoát Của Vật Chất Ở Bề Mặt Của Một Vật Thể Hình Cầu Đặc Bằng Vận Tốc Ánh Sáng.

Năm 1931, nhà vật lý thiên văn Mỹ gốc Ấn Độ Subrahmanyan Chandrasekhar sử dụng thuyết tương đối hẹp tính toán giới hạn khối lượng cho sự sụp đổ của vật chất suy biến electron không spin.

Năm 1939, Robert Oppenheimer và các nhà khoa học khác đồng ý với phân tích của Chandrasekhar rằng các sao neutron vượt qua một giới hạn và sụp đổ thành lỗ đen.

Thuyết tương đối rộng dự đoán vũ trụ đang mở rộng hoặc co lại. Năm 1929, Edwin Hubble xác nhận vũ trụ đang mở rộng. Vào thời điểm đó, điều này dường như phủ nhận lý thuyết của Einstein về hằng số vũ trụ.

Hằng số vũ trụ là để đảm bảo vũ trụ ổn định. Edwin Hubble sử dụng các phép đo dịch chuyển đỏ và phát hiện ra các thiên hà di chuyển ra khỏi Dải Ngân hà.

Ngoài ra, ông cũng phát hiện ra thiên hà ở xa Trái Đất lùi lại nhanh hơn, một hiện tượng sau này được gọi là Định luật Hubble. Hubble xác định hằng số Hubble (hệ số mở rộng) là 500 km/(s.Mpc).

Theo thuyết tương đối rộng, trường hấp dẫn sẽ uốn cong không gian - thời gian.

Với khối lượng không đổi, kích thước ngôi sao lớn sẽ có mật độ thấp hơn. Khi thể tích ngôi sao lớn, trường hấp dẫn của nó ít tác động đến không gian và ánh sáng phát ra từ ngôi sao có thể di chuyển thẳng. Nhưng khi kích thước giảm, trọng lượng không gian cung cấp tăng lên, khiến ánh sáng phát ra từ ngôi sao có thể bị uốn cong theo không gian biến dạng. Ngôi sao neutron cực kỳ dày đặc có thể làm giãn nở không gian 10-20%.

Khi bán kính của ngôi sao thu hẹp đến một giá trị nhất định (được gọi là 'bán kính Schwarzschild' trong thiên văn học), thậm chí cả ánh sáng phát ra từ bề mặt cũng bị hấp thụ, khiến ngôi sao trở thành một lỗ đen. Điều này giống như một lỗ hổng vô đáy trong không gian, một khi vật chất rơi vào, nó sẽ không thể thoát ra được.

Lỗ đen không thể quan sát trực tiếp, nhưng ta có thể biết về sự tồn tại và khối lượng của chúng thông qua các phản ứng gián tiếp và tác động của chúng lên các vật thể khác có thể quan sát được.

Thông tin về lỗ đen có thể thu được qua 'bức xạ cạnh' phát ra tia X và gamma do ma sát gây ra từ gia tốc hấp dẫn của lỗ đen trước khi vật thể bị hút vào.

Sự tồn tại của lỗ đen cũng có thể được suy đoán thông qua việc quan sát gián tiếp quỹ đạo quay của các ngôi sao hoặc đám mây giữa các ngôi sao, từ đó cũng có thể xác định vị trí và khối lượng của chúng.

Lỗ đen hình thành như thế nào? Thực tế, giống như sao lùn trắng và sao neutron, lỗ đen tiến hóa từ các ngôi sao.

Khi một ngôi sao lớn già đi, phản ứng nhiệt hạch đã cạn kiệt nhiên liệu (hydro) ở trung tâm và năng lượng do đó cũng cạn kiệt, khiến nó không còn đủ năng lượng để chống lại trọng lượng khổng lồ của lớp vỏ bên ngoài.

Do áp lực của lớp vỏ bên ngoài, lõi bắt đầu sụp đổ, tạo ra một ngôi sao nhỏ, dày đặc, có khả năng cân bằng lại áp suất.

Sao mới hình thành này thường tiến hóa thành sao lùn trắng, nhưng đối với sao có khối lượng đặc biệt lớn, nó có thể trở thành sao nơtron.

Theo tính toán của các nhà khoa học, tổng khối lượng của sao nơtron không thể lớn hơn ba lần khối lượng của Mặt Trời. Nếu vượt quá giới hạn này, không có Lực nào có thể cạnh tranh với lực hấp dẫn của nó, điều này sẽ dẫn đến một sự sụp đổ lớn khác.

Theo dự đoán của các nhà khoa học, khi vật chất tiến về tâm của lỗ đen và trở thành một 'điểm', thể tích của nó gần như bằng không và mật độ vô cực. Lúc này, lực hấp dẫn lớn sẽ ngăn cản cả ánh sáng phát ra, tạo ra một 'điểm' tối mà không có sự liên kết nào giữa lỗ đen và thế giới bên ngoài, đây cũng chính là thời điểm lỗ đen hình thành.

So với các thiên thể khác, lỗ đen đặc biệt đặc biệt, chẳng hạn như lỗ đen có khả năng 'tàng hình', con người không thể quan sát trực tiếp, thậm chí các nhà khoa học cũng chỉ có thể đưa ra nhiều phỏng đoán khác nhau về cấu trúc bên trong của chúng.

Chúng ta đều biết rằng ánh sáng truyền theo đường thẳng, đây là nguyên tắc cơ bản nhất. Nhưng theo thuyết tương đối rộng, không gian sẽ bị cong dưới tác động của lực hấp dẫn.

Lúc này, mặc dù ánh sáng vẫn truyền theo khoảng cách ngắn nhất giữa hai điểm bất kỳ, nhưng nó không còn là đường thẳng nữa mà là một đường cong. Nói một cách sinh động, ban đầu ánh sáng muốn truyền theo đường thẳng, nhưng lực hấp dẫn mạnh đã thay đổi hướng đi của nó.

Trên Trái Đất, tác động của lực hấp dẫn rất nhỏ, do đó, biến dạng của không gian không đáng kể, nhưng xung quanh lỗ đen, sự biến dạng này rất lớn. Theo cách này, mặc dù một phần ánh sáng bị chặn lại bởi lỗ đen và biến mất vào đó, nhưng một phần khác của ánh sáng sẽ đi vòng quanh lỗ đen trong không gian cong và đến Trái Đất.

Vì vậy, ta có thể quan sát bầu trời đầy sao phía sau lỗ đen một cách dễ dàng, như thể lỗ đen không tồn tại, đây là tính vô hình của lỗ đen... (Chẳng hạn, đĩa bồi tụ xung quanh lực hấp dẫn của lỗ đen thường được sử dụng để xác định kích thước của lỗ đen).